Discos de Acreção


Fig. 4.1 - Concepção artística da formação de um disco de acreção a partir da matéria capturada por um Buraco Negro estelar em interação com a estrela companheira num sistema binário. Observa-se a formação de jatos a partir da borda interna do Disco de Acreção.
Fig. 4.1 – Concepção artística da formação de um disco de acreção a partir da matéria capturada por um Buraco Negro estelar em interação com a estrela companheira num sistema binário. Observa-se a formação de jatos a partir da borda interna do Disco de Acreção.

Como se dá a acreção de matéria quando ela chega próxima ao horizonte de eventos? Como a matéria capturada pelo Buraco Negro (BN) tem momentum angular, ela acaba formando um disco que gira em torno do BN, para conservar o momentum angular. Este disco convenciona-se chamar Disco de Acreção, já que a matéria que o forma vai ser “acretada” pelo BN central.

A matéria na maior parte do disco consiste de gás ionizado ou plasma, formado principalmente por núcleos de hidrogênio e elétrons. A viscosidade deste  gás permite que o momentum angular seja transferido para fora e que a matéria no disco vá aos poucos se movendo em direção ao centro. A presença deste disco é necessária também para colimar os jatos rádio. O cenário mais aceito para o processo de acreção é que parte da matéria é capturada pelo BN e a outra parte é ejetada formando os jatos de partículas observados nas rádio-galáxias. Se ignorarmos os efeitos relativísticos e supusermos um disco de acreção com raio interno de 5 RSch, este disco será o agente da transformação da energia gravitacional disponível em radiação, e que pode ser obtida através da expressão abaixo:

Eq. 5
Eq. 5

O cálculo simplificado apresentado na Eq. 5 sugere um rendimento de 10% para o mecanismo de acreção de matéria (ou seja, para uma quantidade de massa m acretada, 10% se transforma em energia). Este rendimento é uma ordem de magnitude maior do que o da fusão do hidrogênio em hélio, para a qual se atinge 0,7% de rendimento. Este índice de 10% corresponde a uma estimativa ideal, pois quando falamos de discos de acreção devemos levar em consideração que a acreção pode ocorrer com diferentes taxas (massa acretada por unidade de tempo), o que leva a diferentes estruturas para o disco.

Discos formados com uma taxa de acreção da ordem ou um pouco menor que a chamada taxa de acreção de Eddington são finos, isto é, têm uma altura desprezível se comparada com o seu diâmetro. Essa estrutura fina do disco faz com que a taxa com a qual o calor é transferido para dentro seja desprezível se comparada com a taxa na qual é irradiada na direção vertical; nesse caso a eficiência se aproxima dos 10%. O espectro emitido é uma combinação de espectros de corpos negros caracterizados por uma sequência de temperaturas que decresce à medida que o raio do disco cresce. Emissão em raios-X é proeminente na parte mais quente e mais interna do disco, enquanto que a emissão no UV (ultravioleta) e óptico domina nas partes mais externas e frias.

A taxas de acreção muito baixas (<1% da taxa de Eddington) o disco se torna opticamente fino e é possível que uma estrutura de duas temperaturas se desenvolva pela incapacidade das regiões mais internas do disco de resfriarem-se eficientemente se os elétrons e íons estão termalmente desaclopados. Nesse caso, a temperatura dos íons pode atingir o valor dado pelo teorema do virial (2K + U = 0, onde K= 3kT/2), dando origem a uma estrutura toroidal, conhecida como um ” Toróide de íons”. Acredita-se que estes toróides de íons tenham um papel importante na produção de jatos de partículas, frequentemente observados em núcleos ativos de galáxias. Como o campo magnético da fonte central fica congelado no toróide ionizado, cria um campo em rotação a alta velocidade com eixo paralelo ao vetor momento angular do disco. O forte campo magnético pode colimar a fluxo de partículas carregadas, dando origem aos jatos. Como as linhas de campo não podem ser ancoradas no Buraco Negro, o toróide de íons é fundamental para permitir a presença do campo magnético nas proximidades do BN.

Os Discos de Acreção são muito compactos, tendo dimensões de alguns milisegundos-luz para os buracos negros estelares e alguns dias-luz para os buracos negros supermassivos no centro das galáxias. Por isto não é possível observá-los diretamente, embora existam várias concepções artísticas dos mesmos como as mostradas nas figuras abaixo.

Fig. 4.2 - A figura acima ilustra um disco de acreção em que as partes externas são mais frias e as internas mais quentes. Na região mais interna, próxima ao horizonte de eventos, em que, pela pressão de radiação, o gás forma uma estrutura "inchada", na forma de um toróide, que colima o jato rádio.
Fig. 4.2 – A figura acima ilustra um disco de acreção em que as partes externas são mais frias e as internas mais quentes. Na região mais interna, próxima ao horizonte de eventos, em que, pela pressão de radiação, o gás forma uma estrutura “inchada”, na forma de um toróide, que colima o jato rádio.
Fig. 4.3 - Comparação entre as dimensões de uma galáxia e de um disco de acreção.
Fig. 4.3 – Comparação entre as dimensões de uma galáxia e de um disco de acreção.
Fig. 4.4 - A figura acima (crédito CXC/M. Weiss) ilustra, através das cores, a variação da temperatura ao longo do disco, mais fria na parte externa e mais quente na interna. O disco está girando, sendo que o lado direito se aproxima, e o lado esquerdo se afasta de nós. Por isto, na região interna, o lado direito aparece branco e o esquerdo avermelhado. Na região bem interna, que aparece ampliada, o disco aparece todo avermelhado, para ilustrar a presença do "redshift" gravitacional
Fig. 4.4 – A figura acima (crédito CXC/M. Weiss) ilustra, através das cores, a variação da temperatura ao longo do disco, mais fria na parte externa e mais quente na interna. O disco está girando, sendo que o lado direito se aproxima, e o lado esquerdo se afasta de nós. Por isto, na região interna, o lado direito aparece branco e o esquerdo avermelhado. Na região bem interna, que aparece ampliada, o disco aparece todo avermelhado, para ilustrar a presença do “redshift” gravitacional
Fig. 4.5 - A figura acima ilustra o surgimento de um vento na região interna do disco: à medida que o gás esquenta ao se aproximar do buraco negro central, parte do disco sofre um processo semelhante a uma evaporação. Este processo cria um vento de plasma acelerado pela pressão da radiação das regiões centrais. A velocidade do vento pode chegar a um décimo da velocidade da luz.
Fig. 4.5 – A figura acima ilustra o surgimento de um vento na região interna do disco: à medida que o gás esquenta ao se aproximar do buraco negro central, parte do disco sofre um processo semelhante a uma evaporação. Este processo cria um vento de plasma acelerado pela pressão da radiação das regiões centrais. A velocidade do vento pode chegar a um décimo da velocidade da luz.

Próximo: Como encontrar


FONTE: Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS

Créditos:  Thaisa Storchi Bergmann /Fausto Kuhn Berenguer Barbosa /Rodrigo S. Nemmen / Leonardo Sehn Alves

Deixe um comentário

Preencha os seus dados abaixo ou clique em um ícone para log in:

Logotipo do WordPress.com

Você está comentando utilizando sua conta WordPress.com. Sair /  Alterar )

Foto do Google

Você está comentando utilizando sua conta Google. Sair /  Alterar )

Imagem do Twitter

Você está comentando utilizando sua conta Twitter. Sair /  Alterar )

Foto do Facebook

Você está comentando utilizando sua conta Facebook. Sair /  Alterar )

Conectando a %s

Este site utiliza o Akismet para reduzir spam. Saiba como seus dados em comentários são processados.